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Beobachtungen von 30 zweifelhaften Veranderlichen ( M i t t e i l u n g e n d e r H a m b u r g e r S t e r n w a r t e i n B e r g e d o r f Wr. 78)

Von M. BEYER, Hamburg-Bergedorf. (Eingegangen 1951 Januar17)

Unter den als veranderlich angezeigten Sternen befinden sich vide Objekte, bei denen gelegentlich beobachtete Helligkeitenderungen spater nicht mehr nachzuweisen waren und daher nicht bestatigt wer- den konnten. Diese Unstimmigkeiten lassen sich in einigen Fdlen aus der Art des Lichtwechsels erklaren. So treten bei einigen Bedeckungsveranderlichen, R Coronae Borealis-Sternen und wenigen anderen Gruppen zuweilen sehr lange Zeiten mit voUig konstanter Helligkeit auf, die bei einer kiirzeren Oberwachung oder etwas ungliicklichen Verteilung der Beobachtungen eine Unveranderlichkeit vortauschen konnen. Daneben besteht aber eine groBe Gruppe von benannten und unbenannten Veriinderlichen, deren angeblicher Licht- wechsel auf Verwechslungen von Sternen, fehlerhafte Beobachtungen, Verschiedenheiten der benutzten Instrumente bzw. der spektralen Empfindlichkeit von photographischen Platten oder auf ahnliche Ursachen zuruckzufuhren und daher nicht reell ist.

Im folgenden sind die Ergebnisse einer zumeist langjahrigen Oberwachung derartiger Sterne mit- geteilt. Zum Teil handelt es sich um Objekte, die als ,,vermiDte Sterne der Bonner Durchmusterung" schon wiederholt zum Gegenstand von Untersuchungen geworden sind. AuDerdem sind aber auch solche Ver- anderliche einbezogen, deren Existenz zweifelhaft ist oder deren Helligkeiten wahrend einer jahrelangen Oberwachung keine sicheren Anzeichen einer Veranderlichkeit erkennen lieBen.

Die Beobachtungen wurden bis 1935 Mai mit verschiedenen festaufgestellten Vierzollern, von 1935 Mai bis 1939 Sept. am 142 mm-Refraktor meiner Privatsternwarte in Hamburg und seit 1946 am 26 cm- Aquatorial der Hamburger Sternwarte in Bergedorf ausgefuhrt. Ober das Beobachtungsverfahren, die jeweils benutzten Instrumente und die photometrischen Messungen der Vergleichstern-Helligkeiten sind bereits in friiheren Arbeiten, zuletzt in Astron. Abh., Erg.-Hefte z. d . Astron. Nachr.. Bd. 12 B 4 (1950) ausfuhrliche Mitteilungen veroffentlicht worden. Auf eine Wiedergabe der 2538 Einzelbeobachtungen wurde diesmal verzichtet. Samtliche Unterlagen be'finden sich im Archiv der Qergedorfer Sternwarte und sind daher etwaigen Interessenten jederzeit zuganglich.

V W Andromedae. Im Jahre 1910 fand L. PRA~KA (Astron. Nachr. 190.87, 1911) an Stelle des fehlenden Sterns BD +33'4826 drei recht schwache Sterne, von denen einer (im Abstand +4* und $317 vom Ort fur BD $33'4826) einen kurzperiodischen 8 Cephei-Lichtwechsel mit einer Periode von od517 zwischen den visuellen Grenzen 9?9 und 10?7 zeigen sollte. Nach Gesch. u. Lit. Verand. Sterne 11, 1.35 konnten weder E. ZISXER noch F. C. JORDAV die Veranderlichkeit dieses Sterns bestatigen. Auf der FRANKLIN-ADAMs-Karte Nr. 40 befinden sich in der Nahe des BD-Orts (1855.0) 23h57"6: 9 +33'53:1 die folgenden Sterne :

BeZ. Ort 1855.0 phrn. Gr. Ipv. u ( F ' R A ~ ~ s Stern) 23h57m~~s +33"56:8 11t28

C 23 57 6 $33 55.6 10.98 d 23 57 23 +33 59.2 11.03

b 23 56 51 $33 56-9 11-39

Die hier erhaltenen 10 Beobachtungen zwischen 1927 Sept. 27 und Kov. 18 lassen bei kcinem der vier Sterne Helligkeitsanderungen erkennen. Nach Ort und Helligkeit diirfte eher der unveranderliche Stern c mit BD +33'4826 zu identifizieren sein.

VZ Andromedae. Der Stern BD +46'30, dessen Vorhandensein nach F. KUSTNER durch die Bonner Beobachtungen gesichert ist, wurde zuerst 1902 von K. GRAFF (Astron. Nachr. 16~~274,1905) vergeblich gesucht. Nach einem Vermerk auf dem Katalogblatt zu HAGENS Karte fur X Andromedae (Atl. Stell. Var. VI) handelt es sich bei dem vermioten Objekt um den am BD-Ort stehenden Doppelstern 12912, der als Vergleichstern Nr. 59 fur X And benutzt worden ist. Nach E. ZINKER (Astron. Nachr. 260.72, 1936) haben die einzelnen Komponenten des Systems die Helligkeiten 12916 und 13913 (visuell). Der hellere Stern soll nach 37 Bamberger Aufnahmen (1930-35) photographisch zwischen 1zm4 und 13m4 veranderlich sein. Visuelle Beobachtungen von PLAKIDIS u. a. (Athen. Ann. 10.1 u. 11.1) sowie von Mitgliedern der AFOEV (Lyon Bull. 6 bis 11) ergaben in den Jahren 1924-29 gleichfalls Helligkeitsschwan- kungen zwischen IZ?Z und 13?o. Im einzelnen weichen die Ergebnisse jedoch sehr stark voneinander ab.

M. BEYBR : Beobachtungen von 30 zweifelhaften Veranderlichen 273

Die hier zwischen 1928 Sept. 14 und 1934 Mai 17 erhaltenen 108 Beobachtungen des Gesamtlichts des Doppelsternpaares liefern mit durchschnittlichen Abweichungen von foY05 die konstante HelIigkeit I2?57 (Harv.).

GroIjte Abweichungen : J.D. 242 5836.465 r2?80

Vergleichstern w ohp15'5 +46"4I3 (1855.0) 12m70 (Harv.). 6929.429 12.45

Da auch K. HIMPEL den Stern auf samtlichen seit 1898 erhaltenen Heidelberger Platten in stets gleicher Helligkeit fand, diirfte der Nachweis fur das Vorhandensein eines Lichtwechsels noch nicht erbracht sein..

PRAGER 2383 Andromedae. Der Stern BD +40"5012 sol1 nach S. EINBU (Enebo 11.14. 1933) einen Lichtwechsel zwischen den visuellen Grenzen 9?3 und 10% zeigen. Die hier erhaltenen 48 Beobachtungen zwischen 1934 Aug. 8 und 1936 Dez. 19 lassen nicht die genngsten Spuren von HelligkeitGnderungen erkennen

Bez. BD-Nr. phm. Gr. (Harv.) PRAGER 2383 +40"5012 9y27

Vergleichsterne : W +39 5028 8.74 7 +39 5029 9-03 a +40 5029 9.43

H K Aquilae. Die Veranderlichkeit des roten Sterns BD $0'3995 wurde im Jahre 1930 von R. MUUER auf La Paz-Platten entdeckt und in Astron. Nachr. 240.134 (1930) angezeigt. Die dort mitgcteilten 28 Einzelbeobachtungen zwischen 1928 Mai 25 und 1929 Sept. 3 deuten einen unregelmal3igen Licht- wechsel zwischen den photographischen Grenzen 9Y8 und 10F8 an. Spatere Beobachtungen von E. LORETA (Gob. Zirk. Astron. Nachr. 24.102, 1942) und J. MJZRGENTALER (Kiew Publ. I. 224, 1946) bestatigen die Veranderlichkeit und lassen RW Aur-Art vermuten. Der Stern wurde hier in der Zeit von 1934 Juni 12 bis 1939 Aug. 18 in 68 Nachten beobachtet, ohne daB die geringsten Anzeichen eines Lichtwechsels fest- zustellen waren. Die Helligkeitsschatzungen, die sehr oft mit drei Vergleichsternen ausgefiihrt sind, ergeben mit der geringen mittleren Streuung von fo?o4 die konstante visuelle Helligkeit 84158 (Harv.). Die groaten beobachteten Abweichungen betragen +0%3 und -031. Da bei den RW Aurigae-Sternen sehr haufig langere Stillstande des Lichtwechsels vorkommen, brauchen die hier erhaltenen Beobachtungen den friiheren Ergebnissen nicht zu widersprechen.

BeZ. BD-Nr. phm. Gr. (Harv.) HK Aql +0'3995 8?58 Spektrum: K 5

Vergleichsterne : a $0 3989 8.11 b $0 4-5 8.26 C +o 3985 8.93

XCanumVenatkomm. Im Jahre 1911 stellte E. ZINNER gelegentlich der Beobachtung des RR Lyrae- Sterns W CVn eine Veriinderlichkeit des benutzten Vergleichsterns (1855.0) 13h58~49' +38'18:6 zwixhen den visuellen Grenzen 9?9 und 10?7 fest (Astron. Nachr. 190.379, 1912). Wahrend weder K. GRAFF, der den Stern im Jahre 1913 mehrfach beobachtete (Astron. Nachr. 197.251, 1914) noch L. DETRE mit 80 photometrischen Messungen in 48 Nachten 1931-32 (Astron. Nachr. 246.363, 1932) irgendwelche Anzeichen eines Lichtwechsels nachweisen konnten, lassen die von P. PARENAGO vorgenommenen Hellig- keitsschatzungen auf 52 photographischen Platten des Zeitabschnitts 1926 April 3 bis Mai 19 mit unregel- ma13ig streuenden Werten zwischen 109186 und 11?16 die Moglichkeit sehr gennger Helligkeitsschwankungen offen (Astron. Nachr. 240.329, 1930). Die hier erhaltenen 98 Beobachtungen zwixhen 1933 Jan. 14 und 1939 Juni 7 geben mit einer durchschnittlichen Abweichung von fo?o4 die konstante Helligkeit 10?41 (Harv.) .

E k Z . ED-Nr. bzw. Ort 1855.0 phm. Gr. (Harv.) X CVn 13h58m49' +38"18:6 10?41

Vergleichstern : ?n +38 "2511 10.23

PIUGHR apo = 32.1926 Cassiopeiae. Die Helligkeit des Sterns BD $57'2824 SOU nach S. B&KO mit einer Amplitude von 0?4 veriinderlich sein (Astron. Nachr. 228.215, 1926). Eine Bestitigung des Lichtwechsels ist bisher noch nicht erfolgt. In der &it 1934 Juli 7 bis 1939 Mai 29 wurden hicr 77 Hellig- keitsschltzungen des Stems erhalten. RD +57"2824 hat einen nahen, schwachen Begleiter. der infolge seiner geringen Intensitat die Helligkeitswerte des Hauptsterns nicht merklich beeinflussen kann. Die Beobachtungen ergeben kaum wahrnehmbare Schwankungen der Helligkeit zwischen den visuellen Grenzen 104125 und 10?35, die in Wellen von Jahreslange verlaufen und wahrscheinlich als Reste des beim Schatzen zenitnaher Sterne nicht ganz zu vermeidenden Stundenwinkelfehlers anzusehen sind. Da die h t r o n . Nachr. Bd. 279 18

274 M. BBYER: Beobachtungen von 30 rweifelhaften VerBnderlichen

geschatzten GroI3en nur mit fo'fo4 um den Mittelwert 109130 streuen und die grb5ten Abweichungen -0?18 und +0?13 betragen, diirfte der Stern unveriinderlich sein.

Be2 . BD-Nr. phm. Gr. (Harv.) 32.1926 Cas $57'2824 [10?30

Vergleichsterne : a $57 2818 1d.16 b +57 2821 10.43

AK Cygni. Nach den Beobachtungen des Entdeckers N. ICHINOHE (Astron. Nachr. 188.294, 1911) soll der.Stern BD +50°3422 innerhalb des Zeitabschnitts 1910 Dez. 12 bis 1911 Mai I sehr betrachtliche Helligkeitsschwankungen zwischen 8419 und 11915 gezeigt haben. Merkwiirdigerweise haben alle spateren Beobachtungen von E. ZINNER (I~II), C. HOFFMEISTER (1915-18), P. PARENAGO (1933) und E. LEINER keine Anzeichen einer Veranderlichkeit ergeben. Da die ZINNERschen Beobachtungen aus dem Jahre 1911 unmittelbar an die Reihe von ICHINOHE anschlieBen, muBten Zweifel an der Identitat des Veriinderlichen entstehen. Nach S. KANDA (Astron. Nachr. 254.279, 1934) beziehen sich die Beobachtungen ICHINOHES nicht auf BD +50°3422, sondern auf einen 13' vorangehenden und I~ nardlich stehenden Stern, der photo- graphisch fast die gleiche Helligkeit hat. Nach neueren Untersuchungen von H.-U. SANDIG (Astron. Nachr. 278.186, 1950), der diesen Stern auf 117 Bamberger Ernostar-Platten aus der Zeit 1930 Aug. 26 bis 1939 Nov. 13 schatzte, scheint eine ganz geringe und unregelmaflige Veriinderlichkeit zwischen 11?6 und 12?o (photog.) zu bestehen. Die hier erhaltenen 89 Helligkeitsschiitzungen zwischen 1930 Okt. I und 1939 Mai 29 beziehen sich auf das Gesamtlicht des Doppelsterns, das im wesentlichen von der helleren Komponente BD +50°3422 bestimmt wird. Sie ergeben kaum merkliche Schwankungen zwischen den visuellen Grenzen 9?95 und 109106. Die groaten Abweichungen vom Mittelwert 109100 betragen So9111 und -0?17. An 21 Tagen zwischen 1935 Mai 26 und 1939 Mai 29 wurde die hellere Komponente auch allein beobachtet, was wegen der Nahe des Begleiters etwas schwierig war. Leider sind Einzelschatzungen der schwacheren Komponente unterblieben. Die angedeuteten geringen Schwankungen der Gesamthellig- keit im Betrage von etwa OYI sind keinesfalls als eine Bestatigung der Veenderlichkeit eines der beiden Sterne anzusehen. BeZ. BD-Nr. bzw. Ort 1855.0 phrn. Gr. (Harv.)

1 ' I09100 AK Cyg 2 1 ~ 3 8 ~ 4 2 ~ +50"33:3 Begl. +50°3422

Vergleichsterne : a +50 3428 9-70 b 2 1 ~ 3 8 ~ 8 ~ $50 "38:6 10.27

MX Cygni. In Astron. Journ. 36.123 (1925) teilt F. E. Ross die Veriinderlichkeit eines am Ort (1855.0) 20h12~41' +35"53:3 beobachteten Sterns mit, dessen Helligkeit auf 2 Yerkes-Platten von 1907 Juni 28 mit I O ~ und 1925 Okt. 9 mit I I ~ geschiitzt wurde. Nach einer unverdffentlichten Bestatigung des Lichtwechsels von W. P. ZESSEWITSCH wurde der Stern in Astron. Kachr. 247.121 (1932) benannt. Wahrend der hier durchgefiihrten Oberwachung wurde der Veranderliche in 150 Nachten zwischen 1932 Dez. 10 und 1939 Juni 15 stets vergeblich gesucht. Am gegebenen Ort war kein Stern heller als 14?0 zu finden. Ein etwa 4) vom Rossschen Ort entfernt stehender Stern 10?2 (1855.0) 2 0 ~ ~ 2 ~ 5 7 s +35"51Iz, dessen Helligkeit zur Kontrolle regelma13ig geschatzt wurde, lie13 auch keine sicheren Anzeichen eines Lichtwechsels erkennen. Die durchschnittliche Streuung der Einzelbeobachtungen um den Mittelwert ro'f18 ist mit &om08 zwar etwas grohr als sonst. Mit den gro13ten vorkommenden Abweichungen +0?20 und -09117 liegt jedoch die Maximalamplitude mit 0?37 weit unterhalb der vom Ross gefundenen Schwankung von 1910. Falls die hier beobachteten Helligkeitsanderungen sich als reell enveisen sollten, diirfte nur ein rasch und unregelma13ig verlaufender Lichtwechsel in Frage kommen. In Tokyo Bull. 298.596 gibt S. KAHO 20 Helligkeitsschatzungen auf 5 cm-Tessar-Platten aus der Zeit 1929 Juli 14 bis 1930 Aug. 15, die sich auf einen Stern am berichtigten Ort (1855.0) 2 0 ~ 1 2 ~ 4 s +35"57!1 beziehen sollen. Auf dem in Bergedorf befindlichen Exemplar des Tokyo Bull. 298 ist der unverandert gedruckte Rosssche Ort hand- schriftlich verbessert. Seltsamerweise ist auch an diesem Ort weder am Himmel noch auf einer der hier verfiigbaren Platten und Himmelskarten (z. B. ~RANKLIN-ADms-Karte Nr. 160 sowie photographische Himmelskarte $37" Nr. 122) ein Stern heller als r4?o zu sehen. Die von S. KAHO mitgeteilten photo- graphischen Helligkeiten schwanken zwischen 11% und 11413. Sie sind also auch nahezu konstant. Nach S. B~HME (Astron. Nachr. 264.269, 1937) war MX Cyg auf 86 untersuchten Bamberger Ernostarplatten stets unsichtbar und bestimmt schwicher als Isms. Da der von Ross beobachtete Stern auf den beiden, iiber 18 Jahre auseinanderliegenden Entdeckungsplatten mit xom bzw. I I ~ ziemlich hell gewesen sein SOU, kann es sich kaum um eine Nova handeln. Auch ein U Gem-Lichtwechsel scheint nach den zahl- reichen Hamburger und Bamberger Beobachtungen nicht in Betracht zu kommen. Die Existenz des Verftnderlichen scheint hiichst zweifelhaft zu sein.

BeZ. BD-Nr. bzw. Ort 1855.0 phm. Gr. (Harv.) 20h12~41' +35"53I3 [14?o

10.18 Vergleichsterne : a $35" 4058 10.16

b 20h12m45a +36" I:2 10.61

MX CYg beob. Stern 20 12 57 +35 51.2

M. BEYER: Beobachtungen von 30 rweifelhaften Veranderlichen 275

PRAGER 1943 = HD 226 357 Cygni. Der Stem BD $34'3773 wurde zuerst im Jahre 1927 von T. E. ESPIN vermint (Monthly Not. R. Astron. SOC. 88.187,1928). Nach B. STICKER (Astron. Nachr. 234.83, 1928) ist der BD-Ort durch eine Meridianbeobachtung ARGELANDERS gesichert : auhrdem sol1 der Stern auf der WOLF-PALISA-Karte Nr. 154 sowie auf der Potsdamer Himmelskarte vorhanden sein. Diese Angaben konnten weder von H.-U. SANDIG (Astron. Nachr. 276.1751948) noch von m u bestatigt werden. Ein auf der WOLF-PALISA-Karte vorhandener, -3f4 +I;I vom BD-Ort entfernt liegender Stern 1 5 ~ ist nach Bamberger Beobachtungen unverhderlich und diirfte wegen seines abweichenden Orts und der Lichtschwlche kaum in Betracht kommen. Der auf dcr Potsdamer Hirnmelskarte gemessene Stern 9"s steht $ 2 5 -2I3 vom BD-Ort entfernt und ist mit dem unten gegebenen Vergleichstern c identisch. Diescr Stern fehlt in der BD, obgleich seine Helligkeit diejenige des Nachbarsterns +34'3777 um 0?2 ubertrifft. Wahrscheinlich ist das Fehlen lediglich auf eine Ungenauigkeit der Ortsangaben in der BD zuriickzufuhren und ist Stern c tatsachlich BD f-34'3773. Diese Vermutung wird noch durch die Tatsache bestarkt, daI3 die Deklinationen der beiden folgenden Sterne BD+34"3775 und +34'3780 um I ~ I bzw. 1i2 zu klein gegeben sind, wodurch der Deklinationsunterschied gegen BD +34"3773 um fast 4' verfdscht und damit die Konstellation vollig verPndcrt wird. In der Zeit von 1934 Juli 8 bis 1939 Mai 29 wurde in 82 Nachten vergeblich nach dem vermiaten Stern gesucht. Dabei wurden regelmaoig die Helligkeiten der folgenden Nachbarsterne geschltzt.

Bez. BD-Nr. BD-Gr. ort 1855.0 Abw. v. BD-Ort phm. Gr. Ipv. PRAGER I943 +34"3773 9 3 19h47m49:4 +34"34:7 - [14?0

a +34 3775 9.4 I9 48 3.6 i-34 34.8 +0:5 +III 10.78 b +34 3780 9.4 I9 48 31.3 +34 34.9 + I 4 S I . 2 var

d +34 3777 9.5 19 48 9.6 +34 29.3 -8.1 S0.I 11.31 C $34 3773? - I9 47 52.4 +34 32.4 (+3*0 -2.3) 11.12

Wahrend die Sterne a, c und d konstante Helligkeiten ergaben, wurden beim Stem b = BD +34"3780 Anzeichen einer geringen Vertinderlichkeit bemerkt. Aus diesem Grundc wurden die Beobachtungen fort- gefiihrt und in der Zeit 1946 April 26 bis 1950 Dez. 27 weitere 251 Bcobachtungen angestellt. Die ins- gesamt 333 Beobachtungen aus den Jahren 1934 bis 1950 ergeben Helligkeitsschwankungen zwischen den visuellen Grenzen 10?7 und I I ? ~ , die in sehr langgestreckten Wellen von etwa 1600 Tagen erfolgen. An einigen Stellen der Lichtkurve sind sekundare Wellen mit Amplituden bis zu om2 und Liingen von einem halben Jahr angedeutet. Die Kommensurabilitat dieser Wellen zur JahreslPnge 1PI3t jedoch die Realitat der sekundaren Schwankungen wegen des beim Helligkeitsschatzen nicht ganz zu vermeidenden Stunden- winkelfehlers verdachtig erscheinen. Der Stem ist gefarbt.

BD +34'3780: Max. = J.D. 2428250 10917; Min. = J.D. 2428870 10?9 33050 10.7 32130 11.0

PRAGER 1943 ist wahrscheinlich identisch mit Stern c der obigen Tabelle und unveriinderlich. Der verbesserte Ort fur BD +34"3773 miiI3te somit (1855.0) 19"47"52f4 +34'32:4 lauten.

~ G E R 2071 = 88.1911 Cygni. Der Stern BD +50'2999 (9mo) wurde 1911 Dez. 21 von V. CERULLI gelegentlich einer Positionsbestimmung des Kometen BROOKS vermiSt und deshalb der VerPnderlichkeit verdachtigt (Astron. Kachr. 190.163, 1911). Spatere Beobachtungen des Sterns sind nicht bekannt geworden. Da die hier erhaltenen 17 Helligkeitsschatzungen zwischen 1934 Aug. 14 und 1951 Jan. 14 sowie dmtlichc vorhandenen Platten den Stem stets in gleicher G r o h zeigen, diirfte im Falle der Be- stgtigung seiner Verhderlichkeit nur ein Bedeckungslichtwechsel in Betracht kommen. In der folgenden Zusammenstellung sind zum Zwecke einer sicheren Identifizierung des inmitten einer gcdrPngten Gruppe stehenden BD +50'2999 neben den benu'tzten Vergleichsternen a, b und c auch die iibrigen Nachbarsterne aufgefiihrt .

88.1911 cyg $50'2999 2Ob5"55:0 +50'53!7 ro?31

m - 20 5 48.8 4-50 53.5 11.38 0 - 20 6 0.7 $50 53.7 10.80

b - 20 6 27.9 +50 56.6 10.65

P +50 3002 20 6 3.4 4-50 55.9 8.32

Rez. BD-Nr. Ort 1855.0 phm. Gr. Ipv.

Begl. n - 20 5 54.2 +50 53.6 11.21

a +5O03O0I 20 5 58.2 +SO 58.0 9.98

C +50"2993 20 5 25.8 $50 56.5 10.20

k +50 2997 20 5 45.5 +50 54.2 8-96 d +SO 2996 20 5 43.8 4-50 59.5 9.53

PRAGER 2243 Cygni. Der schon in den Jahren 1900 bis 1903 von 2. DANIEL (Astron. Journ. 533,1903) vermiI3te Stern BD +44"3585 fehlt auf allen verfugbaren Himmelskarten, ist aber nach den Bonner Beob- achtungen von 1856 Okt. 27 und 1858 Okt. 28 v6Ug gesichert. Da hellere Sterne in der Umgebung des Orts nicht vorhanden sind, scheinen Verwechslungen nicht vorzuliegen. Ein in der Nahe des Orts stehender

18.

276 M. BBYER: Ekobachtangen von 30 zweifelhaften Veranderlichetl

und von E. ZINNER (Astron. Nachr. 260.72,1936) verdachtigter Stern 13m5 (visuell), der auf der FRANKLIN- ADAws-Karte Nr. 180 (1908) und auf den Bamberger Ernostarplatten (1932-35) nicht zu erkennen ist ( [ I ~ w ) durfte kaum mit dem vermiflten Objekt zu identifizieren sein. Die hier erhaltenen 14 Beobach- tungen zwischen 1934 Aug. 8 und 1936 Dez. 19 schlieflen zeitlich an die ZINNERsche Oberwachung des Sterns an und lassen gleichfalls am Kartenort kein Objekt heller als 13F5 erkennen.

PRAGER 2135 Delphini. Der Stern BD -/-4"e)42 wurde im Jahre 1932 von E. ZINNER der Verander- lichkeit verdachtigt, weil er gelegentlich der Messungen fur die PIcKERINGschen Durchmusterungszonen J. D. 241 6714 nicht gesehen worden ist und damit mindcstens om5 schwacher als sonst gewesen sein durfte. Auf 20 Bamberger Ernostarplatten aus den Jahren 1929-31 zeigt der Stern die photographische Hellig- keit 1om8 mit Ausnahme einer unsicheren Beobachtung, die ihn o'f3 schwacher gibt (Astron. Nachr. 246.21, 1932). S. BELJAWSKY fand auf 20 Plattenpaaren 1933-34 keine Anzeichen cines Lichtwechsels (NNVS 4.374, 1935). Von den hier erhaltenen 9 visuellen Helligkeitsschatzungen zwischen 1934 Juli 7 und 1936 Okt. 23 ergab nur die erste (J.D.242 7626.532) eine um om26 geringere GroBe als sonst. Eine Bestatigung des Lichtwechsels ist damit nicht gegeben.

Bez. BD-Nr. Ort 1855.0 phm. Gr. (Harv.) PRAGER 2135 4-4'4442 2 0 ~ 1 8 ~ 2 2 ~ +4"58:8 I0%6

Vergleichstern : 0 20 18 13 +5 0.4 10.97 -

2 Geminorurn. An dem fur BD $22'1579 gegebenen Ort ist kein Stern vorhanden. Nach einer brieflichen Mitteilung von E. ZINNER an den Verfasser (1935 Dez. 20) ist ein +15s -1d4 von R Gemi- norum entfernt liegender Stern wahrscheinlich mit 2 Geminorurn identisch. Dieses Objekt hat jedoch nach ZISNER (Astron. Nachr. 260.50, 1936) zwischen 1902 und 1936 keine nachweisbare Verlnderlichkeit gezeigt. Die hier erhaltenen 86 Beobachtungen zwischen 1930 Okt. 14 und 1939 April 11 lassen gleichfalls keine Anzeichen eines Lichtwechsels erkennen (vgl. auch H.-U. SANDIG in Astron. Nachr. ~ 5 . 4 1 , 1947).

BPZ. Ort 1855.0 phm. Gr. (Harv.)

Z Gem 6h58m539 4-22 '449 124179 Vergleichstern : 0 6 58 46 +zz 46.6 12.83

SY Geminorurn. In Astron. Nachr. 260.25 und 59 (1936) hat E. ZINNER samtliche bis zum Jahre 1936 vorliegenden Bcobachtungen dieses Sterns diskutiert. Da die Bonner Originalbeobachtungen aus den Jahren 1857-58 nach B. STICKER (Astron. Nachr. 256.155, 1935) keine Zweifel an der Existenz eines Sterns 9?3 am Kartenort begrunden, und spater, nachdem der Stern bereits von S. EINBU 1904 vermiflt worden war, zwei verschiedene Beobachter ihn 1903 und 1906 in der Helligkeit 10?4 bzw. 10" gesehen haben wollen, glaubt ZINNER an ein zeitweiliges Aufleuchten. Es ist aber zu bemerken, da13 es sich bei den zuletzt genannten Schatzungen um gelegentliche Einzelbeobachtungen handelt, bei denen moglicher- weise Verwechslungen mit Nachbarsternen unterlaufen sein konnen. Innerhalb der letzten 30 Jahre ist der Stern von C. HOFFMJZISTER, E. ZISNER, M. ESCH und S. KIERULFF fortlaufend sorgfaltig uberwacht worden, ohne dabei jemals gesehen oder mit einem Nachbarstern sicher identifiziert worden zu sein. Nach ZINNER sollen im Herbst 1911 am Kartenort zwei schwache Sterne 13m visuell sichtbar gewesen sein, die sich spater weder visuell noch photographisch nachweisen lieflen und auch auf der WOLF-PursA-Karte Nr. 22 fehlen. Die Existenz des Veranderlichen bleibt danach zweifelhaft. Im Abstand +0:2 -2I1 vom BD-Ort und damit innerhalb des Fehlerbereichs der BD-Orter befindet sich ein Doppelstern 12. Grok, dessen Gesamthelligkeit hier in 94 Niichten zwischen 1929 Marz I und 1936 Sept. 16 geschatzt worden ist. Auf das gleiche Objekt diirften sich auch die in Astron. Nachr.-251.181 (1933) und 263.108 (1937) ver- dffentlichten Ergebnisse von S. KIERULFF beziehen. dessen 199 Beobachtungen aus den Jahren 1922 bis 1936 in Obereinstimmung mit den hier erhaltenen SchOtzungen keine sicheren Anzeichen einer Ver- lnderlichkeit erkennen lassen.

Bez. Ort 1855.0 phm. Gr. (Harv.) SY Gem. 6h31~14!9 $31"1gIo [13m5

beob. Doppelstern 6 31 15.1 +31 16.9 11.72 Vergleichsterne : W 6 31 10.9 +31 22.5 11.34

0 6 3' 34.5 +3I 20.5 11-75

TT Geminorurn. In der NIhc des zuerst von K. GRAFF im Jahre 1902 (Astron. Nachr. 161.131,1903) vermiflten Sterns BD+19"1347 stehendrei schwache Sterne, deren Helligkeiten nach E. ZINNER zwischen 13" und qmliegen. Der hellste dieser 3 Sterne (visuell etwa 13Yo) liegt dem Ort von TT Gem am nachsten. Sowohl P. PARENAW (NNVS 4.236.1935) als auch C. HOFFMEISTER (MVS 81) fanden bei diesem rotlichen Stem # stets die konstante photographische Helligkeit 14%. Auch die hier erhaltenen 106 visuellen Beob- achtungen zwischen 1930 Okt. 31 und 1939 April 9 deuten bei keinem der drei Sterne merkliche Spuren eines Lichtwechsels an. Die Existenz von TT Gem ist wegen der unsicheren Bonner Beobachtungen bereits 1903 von H. KREUTZ angezweifelt.

M. BEYER, Beobachtungen von 30 zweifelhaften Veranderlichen 277

&t 1855.0 phm. Gr. (Ipv.) BeZ. Beobachtete Sterne: TT Gem 6h17" 6% +19"3611 [14?0

6 17 8.2 +19 35.8 12.76 stark gefarbt. 6 16 59.6 +19 36.1 13.29

P Q Y 6 I7 4.5 +I9 35.2 13.44

Vergleichstem : S 6 I7 4.8 +I9 37.9 13.35 PRAGER 428 Ceminomm. Nach einer von E. ZINNER in Astron. Nachr. 267.65 (1938) gegebenen

Mitteilung bedehen sich die von E. HARTWIG im Jahre 1903 erhaltenen 20 Beobachtungen von Z Gem (Bamberg. Veroff. 1.541), mit Ausnahme der Hclligkeitsschatzung J.D. 241 6357, nicht auf 2 Gem, sondern auf den Vergleichstern Nr. 24 6h59"sS +22'4718 (1855.0) der HAGENschen Karte fur R Gem (Atl. Stell. Var. 11). HAGEN farid bei diesem Stern eine Veranderlichkeit innerhalb dervisuellcn Grenzen 10419 und 11m5. Auch E. ZINNER stellte mit 3 Beobachtungen innerhalb von 10 Tagen einen visuellen Licht- wechsel zwischen I I ~ O und 114'8 fest. Weitere Helligkeitsschatzungen auf Bamberger Platten aus der &it 1930 Febr. 24 bis 1938 April 2 lassen auf unregelmaSige Schwankungen zwischen den photographischen Grenzen 11m4 und 12914 schliekn. Die Helligkeit SOU nach ZINNER meistens um 11?9 (photog.) liegen, selten schwacher und haufiger heller sein. Die hier erhaltenen 54 visuellen Schatzungen zwischen 1936 Jan. 15 und 1939 April 11 ergaben im Gegensatz zu ZINNER die nahezu konstante visuelle Helligkeit 1 1 ~ 1 8 . Eine aus den Beobachtungen gezeichnete Lichtkurve zeigt nur sehr geringe unregelmaflige Schwankungen von kaum 04'1, deren Realitat keineswegs gesichert ist. Die Einzelbeobachtungen streuen rnit durch- schnittlich A04104 nur wenig um den festen Mittelwert (grol3te Abweichungen: +04112 und -04'10).

Bez. ort 1855.0 phm. Gr. (Harv.) PRAGER 428 639" 5s 4-~~"4718 11m18

Vergleichsterne : m 6 59 58 t 2 2 50.4 10.82 11 6 58 19 $22 48.1 11.35

RW Herculis. Der durch die Bonner Beobachtungen aus den Jahren 1855-56 gcsicherte Stern RD +2z03272 8419 wurde zuerst 1895 von'E. HARTWIG vermil3t. Im Abstand -168 und +0:3 vom BD-Ort steht ein schwacher Stern 13". der vielleicht rnit dem fehlenden Objekt identisch ist. Fortlaufende Uber- wachungen dieses Stems, die von 1895 bis 1921 sowohl von E. HARTWIG (Bamberg. Veroff. I. 480. 1932) als auch von M. ESCH (Valkenburg Veroff. 4.231) durchgefuhrt wurden, ergaben stark schwankende Helligkeitswerte, die aber teilweise einander widersprechen und keine Aufschliisse fiber die Art des Licht- wechsels liefern. Da der benachbarte Stern 5 . GroBe die Helligkeitsbeobachtungen des urn 8 GroSenklassen schwacheren Objekts sehr erschwert, halt M. ESCH seine Ergebnisse fur unsicher und gleichzeitig die Ver- anderlichkeit fur zweifelhaft. Der gleiche Stern wurde hier in 85 Nachten zwischen 1930 Okt. 30 und 1946 Juni 11 beobachtet. Infolge seiner Lichtxhwache war er im Vierzoller (1930-34) nur bei sehr klarem Himmel gut zu sehen. Die beobachteten Helligkeiten liegen zwischen 12F7 und 13412. Da die Einzel- beobachtungen im Durchschnitt nur rnit &0?07 urn die mittlere Helligkeit 124194 streuen und die grol3ten Abweichungen +om26 bzw. -om24 nicht uberschreiten, durften auch diese Ergebnissc: nicht als eine Bestatigung der Veranderlichkeit des Sterns gelten.

Bez. Ort 1855.0 phm. Gr. (Harv.) beob. Stern 17~59m46~ +22"411 129194

Vcrgleichsterne : m 17 59 58 +22 0.2 12.65 HA 57 * I 18 o 10 +22 7.3 12.96 HA 57

TU Leonis. Die Veranderlichkeit eines am Ort ghZIrn27' +22'317 (1855.0) stehenden Sterns wurde im Jahre 1928 von Frau L. CERASKI angezeigt und von M. NABOKOV bcstatigt, der auf 16 Platten aus den Jahren 1912-13 und 1917 rasche und vielleicht unregelmal3ig verlaufende Helligkeitsschwankungen zwi- schen den Grenzen 9" und IO* feststellte (Astron. Nachr. 233.41,1928). Im Jahre 1932 fand P. PARENAGO (KNVS 4.231, 1932) bei einer Nachpriifung auf 37 Moskauer Platten den Stern fast immer in der kon- stanten Helligkeit 12911. Nur auf einer J.D. 242 1313.29 erhaltenen Aufnahme war das am Plattenrande befindliche Objekt nicht zu sehen und wahrscheinlich schwacher als 134'7. Kurz darauf teilte derselbe Beobachter in NNVS 4.279, 1932, offenbar als Berichtigung des vorher gegebenen Befundes, mit. daB er den Vefinderlichen nur auf 8 Platten gefunden hatte. Davon zeigten ihn 7 Platten in einer Helligkeit zwischen 14414 und 14'?9. Nur auf der bereits erwahnten Aufnahme J.D. 242 1313.29 ware er mit 11917 besonders hell. Dieser Mitteilung ist eine Karte der Umgebung beigefugt, aus der eindeutig hervorgeht, daB ein Wechsel in der Identifizierung vorgenommen war. Nach P. PARENACO sollen sich die Ekobach- tungen NABOKOVS auf den Stern g h 2 1 ~ 2 7 ~ +22'3:7 (1855.0) (Entdeckungsort) beziehen, wahrend der zu- meist sehr lichtschwache Veranderliche am Ort 9h21m37s + '22'1I5 (1855.0) zu finden sei. Die Verwirrung wird noch durch eine von H. KRUMPHOLZ in Astron. Nachr. 241.259 veroffentlichte Ortsbestimmung mit 9b21m48. $22"3:5 (1855.0) erhoht. In Wirklichkeit steht an jedem dcr drei aufgefiihrten Orter ein Stern, von denen wahrscheinlich keiner veriinderlich ist. Alle drei Sterne wurden hier in 112 Nachten zwischen 1932 Dez. 18 und 1939 Febr. 26 beobachtet. Fiir die beiden Sterne o und b wurden konstante Helligkeiten

278 M. BBYBR: Beobachtnngen von 30 zweifelhaften Verhderlichen

gefunden. PARENAGOS Stern u war im 142 mm-Refraktor niemals zu sehen und sicher schwiicher als 14410. Auch A. KOYAMA (Astron. Nachr. 259.246) bemiihte sich in 18 Nachten vergeblich, den Stern zu finden und gibt an, daI3 die Helligkeit unter 1 4 ~ gewesen sein muI3te. N. BLOCH (Astron. Nachr. 252.207,1934) konnte den Stem wegen des unsicheren Orts nicht identifizieren, halt abcr die dort sichtbaren Sterne gleichfalls fur unveranderlich. Da die einzige von PARENAGO mitgeteilte Aufhellung auf I I ? ~ auf einer hiichst zweifelhaften Beobachtung am Plattenrande beruht und weder A. V. NIELSEN (Aarhus Medd. 11.174,1938) noch S. I. GAPOSCHKIN (Harv. Bull. 896,1934) oder G. R. MICZAIKA (NblAZ 1.14,1947) merk- liche Helligkeitsanderungen des sehr lichtschwachen Sterns z, feststellen konnten. kann der Lichtwechsel vorlaufig nicht als bestatigt betrachtet werden. Vermutlich ist keiner der in der,Nahe des Ortes stehenden Sterne veriinderlich.

Bez. ort 1855.0 phm. Gr. (Harv.) Beobachtete Sterne: 0 Igh21%?7' +22"3!7 11?31

b . 19 21 48 $22 3.5 11.45 v 19 21 37 $22 1.5 b4.0

PRAGER 294 = 2.1912 Orionis. Beim Suchen nach Planetoiden vermiBte W. LUTHER im Januar 1912 den Stern BD +6"975 (gmo), wahrend die Nachbarsterne BD +6"976 (8?9) und +6"979 ( 9 3 ) gut sichtbar waren. Der am Kartenort stehende Stern, dessen Helligkeit in Bonn zu 9?0 und in Leipzig zu 9?8 be- stimmt wurde, erschien in Diisseldorf um 1m5 schwacher als BD +6"976, mithin 10?4 im Bonner System (Astron. Nachr. 190.319, 1912). Nach E. ZINNER (Astron. Nachr. 260.39, 1936) hat der Stern seit 1887 seine Helligkeit nicht geandert. Die hier in der Zeit von 1934 Okt. 17 bis 1939 Marz z vorgenommenen 59 GroBenschatzungen erwiesen sich wegen der grokn Helligkeitsunterschiede der einzig dafiir in Betracht kommenden Vergleichsterne als etwas schwierig und unsicher. Es ist infolgcdessen fraglich, ob die in den Bcobachtungen angedeuteten sehr geringen und unregelmaBigen Schwankungen bis zu om3 als reell zu betrachten sind. Die Einzelbeobachtungen streuen durchschnittlich mit fo?06 um die mittlere Hellig- keit 11m29 (grol?te Abweichungen: +om21 und -0m13). Der Stern ist wahrscheinlich unveranderlich.

Bez. BD-Nr. bzw. Ort 1855.0 phm. Gr. (Ipv.) 11Y29 10.88

n 5 30 4 $6 1.2 11.80

2.1912 Ori +6"975 Vergleichsterne : b 5h30m23' +6"1Io

PRAGER 71 Persei. Im Jahre 1923 zeigten GROUILLER und BLOCH die Entdeckung der Veranderlich- keit des Sterns BD +41"508 zwischen den visuellen Grenzen 9'f2 und 9m8 in Lyon Bull. 5.189 an. Weitere Beobachtungen des Lichtwechsels sind bisher nicht bekannt geworden. Die hier erhaltenen 79 Helligkeits- schatzungen zwischen 1934 Aug. 14 und 1939 Sept. 12 ergeben mit einer durchschnittlichen Streuung der Einzelwerte von foYo5 im Mittel die konstante Helligkeit 9 ~ 6 4 . Die groaten Abweichungen betragen -0F24 (sehr unsichere Beob.) und +O?IO. Bei einer naheren Untersuchung der Schatzungen fallt jedoch auf. da8die fur die einzelnen Jahre gebildeten Mittelwerte der Helligkeit zwischen9?59 und 9 ~ 6 8 schwanken. Da die Farbung des Sterns von derjenigen der Vergleichsterne abweicht, sind geringe systematische Fehler in den Schatzungen moglich, so dal? die beobachtcten, sehr geringen Helligkeitsschwankungen keinesfalls als eine Bestatigung des Lichtwechsels gelten konnen. Der Stern ist wahrscheinlich unveranderlich.

Bez. BD-Nr. phm. Gr. (Ipv.)

PRAGER 71 +41°508 9954 Vergleichsterne : a +4I 502 9.49

b +41 511 9.68

PRAGER 94 = 420.1928 Persei. Die Veranderlichkeit des Sterns (1855.0) 3h17m5s +42"1:3 wurde im Jahre 1928 von P. GUTHNICK auf Babelsberger Oberwachungsaufnahmen entdeckt und in Astron. Nachr. 235.84 (1928) angezeigt. Die seinerzeit vorhandenen 7 Platten liel3en einen rasch verlaufenden Lichtwechsel vermuten, wobei der Veranderliche im Maximum einz etwas grlikre Helligkeit als BD +42 "766 (9m5) erreicht. Eine von E. ZINNER vorgenommene Untersuchung auf 70 Bamberger Ernostaraufnahmen aus der &it J. D 242 6218-9303 ergah nur geringe Helligkeitsunterschiede zwischen den photographischen Grenzen 11F2 und I I ? ~ . Meistens hattc der Stern die Helligkeit 11m6. B. KUKARKIN fand auf 36 Platten zwischen J.D. 241 6739 und 242 9588 Helligkeiten, die ziemlich rasch zwischen I I % ~ und 11";14 wechseln, aber keine Anzeichen einer Periodizitat erkennen lassen. Die hier erhaltenen 212 Beobachtungen zwischen 1929 Aug. 12 und 1939 Sept. 12 ergeben mit der sehr geringen mittleren Streuung von &om03 die konstante visuelle Helligkeit 11?14; groI3te Abweichungen: -09110 und +om18 (sehr unsichere Beob.). Der Stern ist wahrscheinlich unveranderlich.

BeZ. ort 1855.0 phm. Gr. (Harv.) PBAGER 94 3h~7m5s +4201!3 11F14

Vergleichstern : C 3h17.3 4-42 8 11.32

M. BBYER: Beobachtungen von 30 zweifelhaften VerPnderlichen 279

W Tauri. Nach den von M. WOLF in der Entdeckungsanzeige (Astron. Nachr. 218.63, 1923) mit- geteilten Helligkeitsschatzungen auf II Heidelberger Platten lag die GroBe des Sterns 1922 Jan, 23 bei I I ~ und sonst zwischen 13" und [14~. Die in neuerer Zeit von P. PARENAGO auf 39 Moskauer Platten be- stimmten GroBcn liegen dmtlich zwischen den photographischen Grenzen 14?6 und 15414. Diese Beob- achtungen bestatigen unter Beriicksichtigung der bekannten groBen Abweichungen des WoLFschen Hellig- keitssystems die Heidelberger Ergebiiisse mit Ausnahme der nur einmal gefundenen Aufhellung bis I I ~ . Bei den hier vorgenommenen Nachforschungen in 107 Nachten zwischen 1932 Aug. 27 und 1939 Sept. 12 konnte auch bei bester Sicht niemals ein Aufglimmen des Sterns bemerkt werden. Seine visuelle Helligkeit muD danach stets unter 1 4 ~ gelegen haben.

P-Gm 69 Trianguli. Der zuerst im Jahre 1901 von E. HARTWIG vermiBte Stem BD +34'447 ist nach B. STICKER (Astron. Nachr. 234.82, 1928) durch die Bonner Beobachtungen gesichert. Wahrend E. ZINNER 1911-12, sowie J. HOPMANN 1919 (Astron. Abh., Erg.-Heft z. d. Astron. Nachr. 4.6) ver- geblich nach dcm Stern suchten, glaubte T. E. ESPIN ihn 1927 Febr. 4 als ein Objekt 1 3 ~ identifizieren zu konncn (Monthly Not. R. Astron. SOC. 88.187). Sowohl auf der Potsdamer Himmelskarte (1896) als auch auf der FRANKLIN-ADAMs-Karte Nr. 142 (1909) fehlt der Stern. In der Nahe des Kartenorts stehen zwei scliwache Sterne 14", die zu Verwechslungen AnlaS geben konnen. Auch hier wurde in 5 Nachten zwischen 1934 Aug. 14 und 1935 Aug. 10 kein Stern heller als 14% am Kartenort gefunden.

SS Ursae Majoris. Auf einer Aufnahme des Spiralnebels M IOI von 1909 Febr. 21.5 fand M. WOLF am Rande der Spirale einen Stern I O ~ , der auf alteren Platten, die noch Sterne 17" zeigen, nicht vorhanden ist. Nachdcm die Helligkeit dieses Objekts etwa 2 Monate lang konstant geblieben war, sank sie rasch ab und hatte 1909 Aug. 7 bereits die GroBe 14415 erreicht. Die Lage des Sterns am Rande des Spiralnebels und cine groBe Helligkeitsamplitude von nichr als 7 GroBenklassen konnten auf eine Supernova schlieBen lassen, weiin nicht dcr lange Stillstand im Maximum, insbesondere aber die Tatsache, daI3 M. WOLF den Stern in fast gleicher Helligkeit auf einer alteren Abbildung des Spiralnebels in NEWCOMBS ,,Astronomic fur Jedermann" wiederfand, die Wahrscheinlichkeit dieser Annahme stark beeintrachtigen wiirde. Leider ist nach H. KOBOLD (Astron. Nachr. 180.245,1909) die Herkunft der Abbildung im NEWCOMB und damit auch der Aufnahmetag der Vorlage nicht eindeutig festzustellen. Zur weiteren Klirung das Sachverhalts wurde der Stern hier auf das Beobachtungsprogramm gesetzt, aber in IOI Nachten zwixhen 1929 Mirz I und 1946 Mai 4 stets vergeblich gesucht; er war wahrend dieser &it also schwacher als 14?0.

PRAGER 741 = 18.1933 Ursae Majoris. Gelegentlich einer Durchmusterung von Bamberger Uber- wachungsplatten entdeckte H. RUGEMER (Astron. Nachr. 248.409, 1933) im Jahre 1933 die Veranderlich- keit des Sterns 1 1 ~ 1 9 ~ 1 ~ +54"2717 (1855.0) mit Helligkeitsschwankungen zwischen den photographischen Grenzen 10415 und [13~ , die vielleicht in einer Periode von 47 bis 50 Tagen erfolgen. Innerhalb der Zeit- abschnitte 1934 Juli 6 bis 1939 Mai 29 und 1946 Mai 4 bis 1948 Marz 10 wurden hier 111 visuelle Beob- achtungen angestellt. Da die Identifizierung des Sterns infolge seiner Lichtschwache unsicher war, wurde zunachst eine der Aufhellungen auf 10415 bis 11415 abgewartet, die nach den Angaben des Entdeckers in kiirzeren Abstanden erfolgen sollten. Es zeigte sich jedoch, daB der VeranderIiche visuell stets schwacher als I3?4 Web. Von 1936 Dez. 14 an wurde deshalb der am Kartenort befindliche schwache Stern geschatzt. Die Beobachtunqsreihe 1aBt deutlich geringe Helligkeitsschwankungen des verdachtigen Stems erkennen, die wahrscheinlich regellos zwischen den visuellen Grenzen 13?4 und 13419 verlaufen. Nach NNVS 5.19 (1935) fanden N. FLORJA und B. KUKARKIN auf 16 Moskauer Platten gleichfalls nur geringe Helligkeits- anderungen zwischen 13?5 und 14'fo (photogr.). Die von H. RUGEMER angezeigte groI3e Amplitude von mehr als 2?5 sowie die von ihm vermutete Periode waren in den Jahren 1934 bis 1948 nicht vorhanden. Der Stem ist wahrscheinlich in geringerem Umfange unperiodisch veranderlich.

13ez. Ort 1855.0 phm. Gr. (Harv.) ,

PRAGER 741 1 1 ~ 1 9 ~ I' +54'2717 var Vergleichsterne : a 11 19 11 +% 18.9 134121

b 11 18 49 $54 18.9 13.91

PRAGER 745 = 19.193 Ursae Majoris. Gleichzeitig mit 18.1933 Ursae Majoris zeigte H. RUGEMER in Astron. Nachr. 248.409 (1933) die Veranderlichkeit des Sterns 11~21~4' $54'4311 (1855.0) an. Die Bamberger Platten deuten einen kurzperiodischen Lichtwechsel zwischen den photographischen Gren- Zen IZYO und 13410 an. Die hier erhaltenen 111 Beobachtungen aus der Zeit 1934 Juli 6 bis 1939 Mai 29 und 1946 April 26 bis 1948 Marz 10 ergaben nur sehr geringe Schwankungen von etwa O?I um die visuelle GroI3e 14~03. In den bis 1939 benutzten kleineren Fernrohren war der Stern nur in besonders klaren, mondlosen Nachten zu sehen. Da auch die von N. FLORJA und B. KUKARKIN ( N N V S ~ . I ~ , I ~ ~ ) vorgenom- menen Schatzungen auf 14 Moskauer Platten nur wenig abweichende GroBen zwischen 13?7 und 14?0 (photogr.) ergaben, diirfte der Stem als unveranderlich anzusehen sein.

280 M. BBYBR: Beobachtungen von 30 zweifelhaften Veranderlichen

Bez. Ort 1855.0 phm. Gr. (Harv.) m G E R 745 IIb21m 4' +54"43.'1 144103

Vergleichsteme : 1 11 20 24 +54 30.7 11.78 9 11 20 11 +54 37.9 11.92 m 11 22 25 4-54 42.9 12.14 S 11 22 3 +54 35.0 12.25 h 11 21 38 +54 45.6 14-07

RT Vulpeculae. Der Lichtwechsel des Sterns BD +22"3617 wurde im Jahre 1908 von T. H. ASTBURY (Astron. Nachr. 181.13. 1909) entdeckt, der zweimal eine rasche Helligkeitsabnahme von om5 innerhalb von IOO Minuten beobachtete. Spatere Helligkeitsschiitzungen von E. ZINNER ergaben zwischen 1910 Okt. 13 und 1911 Okt. 7 einen langsamen Lichtabstieg von 8410 auf 9?o (Astron. Nachr. 190.381, 1912). Wahrend zahlreiche Beobachtungen des Sterns von C. HOFFMEISTER im Jahre 1913 keinen Lichtwechsel iiber 0912 hinaus erkennen lassen, deuten die sehr ausgedehnten Beobachtungsreihen von S. D. TOWNLEY (Pop. Astr. 29.82, 1921) und F. LAUSE (Beob. Zirk. Astr. Nachr. 12 u. 13, 1930-31) sehr langsam ver- laufende, unregelmaflige Helligkeitsschwankungen mit einer Maximal-Amplitude von etwa om5 an. Die hier erhaltenen 43 Beobachtungen zwischen 1934 Juni 2 und 1939 Juni 21 ergeben mit einer durchschnitt- lichen Streuung von &om04 die konstante Helligkeit 7m83 (groI3te Abweichungen : -om13 und +0?09). Der Stem scheint unveriinderlich zu sein. Spektrum: Ao.

Bez. BD-Nr. phm. Gr. (Harv.)

RT Vul +22"3617 74183 Vergleichstern : a $22 3613 8.20

SU Vulpeculae. Der Stern wurde von P. HAGEN als Vergleichstern fur W Vul benutzt und wegen der Verschiedenheit zweier Schatzungen der Veriinderlichkeit verdachtigt (Spec. Vat. 11.31). P. PARENAGO fand auf 30 Platten nur geringe, unregelmaBige Schwankungen der Helligkeit zwischen 11919 und 12919 (NNVS 4.315). Die hier erhaltenen 73 Beobachtungen zwischen 1934 Juni 2 und 1939 Sept. 12 ergaben dagegen mit der geringen mittleren Streuung von fo'Po4 die konstante visuelle Helligkeit I O ~ I I . Da die grol3ten Abweichungen der Einzelbeobachtungen +om09 und -om11 nicht iiberschreiten, diirfte der Stern als unveranderlich zu betrachten sein.

BeZ. BD-Nr. phm. Gr. (Harv.) su Vul +26'3823 IOYII

Vergleichsterne : a +26 3824 9.85 b $26 3819 10.11

W Vulpeculae. Der im Jahre 1924 von M. WOLF in Astron. Nachr. 221.267 als veranderlich an- gezeigte Stern (1855.0) ~ o h 3 6 ~ 1 1 ~ +20'2218, dessen Helligkeit zwischen 10415 und 13m5 (photogr.) wechseln SOU, wurde hier in 38 Nachten zwischen 1934 Juni 13 und 1939 Mai 30 vergeblich gesucht. In der Nahe des Orts war unter gunstjgen Bedingungen zeitweilig ein schwaches Sternchen 13415 auf der Verbindungs- linie der Sterne BD+20"4689 und 4691 zu erkennen, das auch auf der FRANKLIN-ADAMs-Karte Nr. 137 vorhanden ist, aber wegen seiner Abweichung vom angegebenen Ort kaum mit dem Veranderlichen identi- fiziert werden darf. Am Kartenort war weder visuell noch photographisch ein Objekt heller als I3m5 zu finden. Wahrscheinlich liegen die von WOLF mitgeteilten Helligkeiten urn mehr als 2m5 zu hoch.

PRACER 1881 = 6.1930 Vulpeculae. Gelegentlich der Beobachtung des Kometen 19qd (WILK) glaubte I. BELKOWITSCH in Kasan Helligkeitsanderungen des Sterns BD +26"3639 feststellen zu konnen. Die in der Entdeckungsanzeige in Astron. Nachr. 239.120 (1930) mitgeteilten 3 Helligkeitsschatzungen: 1929 Dez. 27.7 (photogr. I I ? ~ ) , Dez. 28.7 (photogr. I I ~ O ) und Dez. 29.1 (visuell 9F5) lassen den Fall etwas zweifelhaft erscheinen. Eine Bestatigung des Lichtwechsels ist bislang nicht erfolgt. Die hier erhaltenen 41 Beobachtungen zwischen 1934 Juli 7 und 1939 Mai 29 weichen im Durchschnitt nur urn &om05 und in Einzelfallen bis zu $09120 und -04112 von der mittleren Helligkeit 9m61 ab. Der Stern ist wahrscheinlich unveranderlich.

Bez. BD-Nr. phm. Gr. (Harv.) PRAGER 1881 4-26'3639 9?61

Vergleichsterne : , a $25 39'9 9.41 b +26 3644 9.66